1. Güneşin çevresinde dolanan ışıksız gök cismi.
2. Güneşten başka yıldızların çevresinde dolandığı varsayılan gökcismi. Gezegenler sistemi, Güneş’in ve büyük bir olasılıkla öteki yıldızların çevresinde dolanan gezegenler kümesi. Dış gezegen, Güneş’e yerden daha uzak olan gezegen. İç gezegen, Güneş’e yerden daha yakın olan gezegen. Küçük gezegen boyutları birkaçyüz kilometreyi geçmeyen gezegen.
Bir gezegen bir yıldızdan farklı olarak kendine özgü bir ışınım yayınlamaz, yalnızca çevresinde dolandığı yıldızdan aldığı ışığı yansıttığı için parlak görünür. Bugün Güneş çevresinde bilinen dokuz ana gezegen vardır ve Güneş’e yakınlıklarına göre şöyle sıralanır.
1- Merkür
2- Venüs
3- Yer
4- Mars
5- Jüpiter
6- Satürn
7- Uranüs
8- Neptün
9- ve Plüton.
Bunlardan beşi yani Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn gökyüzünde çıplak gözle görülebilir. Dolayısıyla Antikçağ’dan bu yana gözlenir. Bu temel gezegenlerin dışında çoğu Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında dolanan pek çok küçük gezegen vardır.
XVI. yy’da Kopernik’in günmerkezliği savunmasından sonra, XVII yy’da Kepler, gezegenlerin güneş çevresinde dolanımıyla ilgili yasaları, deneysel olarak buldu; sonra Newton’un evrensel çekim ilkesinin bir sonucu biçiminde ortaya çıktı.
Güneşe en yakın gezegen günberi noktasında 45,9 milyon km ile Merkür ve en uzak gezegen ise günöte noktasında 7,4 milyar km ile Plüton’dur. Güneş çevresinde dolanımları 3 ay ile 248 yıl arasında değişir. Öteki gezegenler bu iki uzaklık arasında yer alır ve tümü fiziksel açıdan iki ailede toplanır.
1- Güneş’e yakın, boyutları küçük ama yoğunlukları görece yüksek olan yersel gezegenler (Merkür, Venüs, Yer, Mars). Bunlar oluşumlarından bu yana çok büyük evrim geçirmiştir. Uçucu elementlerini yitirmiş, bugünkü atmosferleri büyük bir olasılıkla gaz çıkarma ve kimyasal evrim sonucu oluşmuş ikincil atmosferdir. Ayrıca bunların çekirdekleriyle atmosferlerini ayıran katı bir kabukları vardır.
2- Güneş’ten daha uzak, çok daha iri, daha hacimli ama yoğunlukları düşük dev gezegenler (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün). Temel maddeleri hidrojen ve helyum olan bu gezegenler, en azından Jüpiter ve Satürn kökenlerini oluşturan bulutsuya çok yakın bir bileşim taşır.
Dış katmanları gazlardan oluşur, iç katmanları ise çok yüksek basınç yüzünden sıvı yada katı halde olduğu sanılmaktadır. Görünen yüzeyleri bazı gaz bileşenlerin yoğuşması sonucu doğan bulutlarla kaplıdır. Güneş’e en uzak gezegen Plüton’a henüz iyi tanınmadığından bir sınıfta yer vermek çok güçtür. Plüton boyutları bakımından ise dev gezegenlere benzer.
Kuramcılar pek çok yıldızın gezegeni bulunduğuna kesin gözüyle bakar ve bir gezegen sisteminin oluşumunu sıradan bir olay biçiminde değerlendirir. Bununla birlikte yıldızların çok uzakta bulunmaları yüzünden Güneş sistemi dışında henüz hiçbir gezegen gözlenemedi, yalnızca en yakın yıldızlardan bazılarının özdevinimlerinde, bu yıldızlardan bazılarının özdevinimlerinde, bu yıldızların çevresinde başka gezegenler bulunduğu izlenimi veren hafif salınımlar saptandı. Amerikan uzay mekiğinin 1986’da yörüngeye yerleştireceği uzay teleskobunun, sönük gökscisimleri için düzenlenen fotoğraf odasıyla Güneş dışındaki yıldızların gezegenlerini saptama olanağı vereceği umut edilmekteydi.
Küçük gezegen, Sonuncu yersel gezegen Mars ile ilk dev gezegen, Jüpiter arasında Güneş sistemini ikiye bölen büyük boş bir alan uzanır. XVIII yy’ın ikinci yarısında, gezegenlerin Güneş’ten göreli uzaklıklarını deneysel olarak veren ve “Titius Bode Yasası”
adıyla bilinen sayısal bir bağıntının bulunması, gökbilimcilerin, bu çoşluk içinde henüz bilinmeyen bir gezegenin yer aldığını düşünmelerine yol açtı. Böylece, Berlin gözlemevi müdürü Bode ile Macar amatör gökbilimci von Zach’ın girişimleri sonucu, sürekli olarak bu gizemli gezegeni araştırmak amacıyla bir gözlemci grubu oluşturuldu. Ne var ki, bu “Gökyüzü Polisi”nden daha önce davrananlar olmuştu.
Nitekim 1 Ocak 1801’de Palermo’da P.Guiseppe Piazzi Boğa takım yıldızında hiçbir gök haritasında
yer almayan bir gökcismi bulmuştu. Bu gökcisminin Güneş’e 414 milyon km’lik ortalama uzaklıkta, 1680 günde dolanımını tamamlayan küçük bir gezegen olduğu anlaşıldı. Ama Ceres adı verilen bu küçük gezegen tek değildi. Bunu izleyen yıllarda, ard arda Pallas (1802). Junon (1804), Vesta (1807) ve Astralia (1845) bulundu.
1848’den bu yana her yıl yeni gezegenler saptandı. Günümüzde 2500 küçük gezegen fişlenmiştir. Yüzlercesi de karşı konumları yakınında yeniden gözlenerek yörünge öğelerinin hesaplanmasını beklemektedir. Büyük bir olasılıkla, henüz saptanamayan binlerce küçük gezegen vardır. 19 kadirden daha parlak küçük gezegen sayısının yaklaşık 30.000 ve küçük gezegen kuşağında yer alan çapları 1 km’nin üzerinde gökcisimlerinin sayısının ise 400 bin olduğu tahmin edilmektedir.
Yörüngeler küçük gezegenlerin çoğu Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasında
Güneş’ten ortalama 2,17 ile 3,3 astronomik birim (ab) uzaklıktaki bir bölgede toplanmıştır. Bununla birlikte bu halkanın içinde, 1866’da Amerikalı gökbilimci Kırkwood bulduğu için Kirkwood boşlukları adı verilen bazı bölgelerin hemen hemen boş olduğu sanılmaktadır. Çünkü
bu bölgeler küçük gezegenlerin tutunamayacağı, Jüpiter’in rezosans ve çekim kuşakları içinde kalır. Söz konusu boşluklar özellikle Güneş’ten 2,50, 2,82, 2,96 ve 3,28 ab uzaklıklarda gözlenir. Bu uzaklıklarda yörünge çizecek gezegenler bulunsaydı dolanım süresi arasındaki oran sırasıyla 1/3, 2/5, 3/7 ve 1/2 olacaktı.
Bununla birlikte bazı küçük gezegenler çoğunluğun toplandığı bölgeden oldukça uzaklaşır. Çok büyük dışmerkezli yörüngeleri, bunların dönemsel olarak Yer’e Venüs’e, hatta Merkür’e yaklaşmalarına yol açar. Yer’e bu ölçüde yaklaşan gezegenler ( earth-grazers ya da earth-grazing asteriods; kısaca EGA) arasında özellikle Eros, İkar ve Hermes sayılabilir. Bu kategorideki bazı gökcisimleri arasında Yer’in yörüngesinin içinde kalan yörüngeler çizneler, dolayısıyla dolanım süreleri Yer’in dolanımından kısa olanlar da vardır.
Truvalılar gezegenleri ise küçük gezegen kuşağının dışında dolanan bir başka özel küçük gezegen grubunu oluşturur. Kuşkusuz Mars’ın iki küçük uydusu Phobos ve Deimos çekim etkisiyle yakalanmış eski küçük gezegenlerdir. Aynı varsayım Jüpiter’in dış uyduları, Starün sistemindeki Phoebe ve Neptün sistemindeki Nereid içinde öne sürülmektedir.
Bugün için Güneş’ten en uzak küçük gezegen, 1977’de bulunan ve Satürn ile Uranüs’ün yörüngeleri arasında bir yörünge çizen Chirondur.
Kütleler ve boyutlar küçük gezegenlerin incelenmesinde, kütlelerinin ve boyutlarının belirlenmesi büyük önem taşır.
Bir küçük gezegenin deviniminde yol açtığı çekimsel tedirginliklerden çıkarılabilir. Gerçekte bu tedirginlikler, ölçülemeyecek kadar zayıf
olması yüzünden bu yöntem yalnızca üç ana gezegene uygulandı. Ceres, Pallas ve Vesta. Öteki küçük gezegenlerin kütlelerini saptamak için önce çaplarını belirlemek ve ortalama yoğunluklarını tahmin etmek gerekir. yakın zamana dek küçük bir gezegenin çapını belirlemek için yalnızca bir yöntem vardı. Gök dürbünüyle görsel olarak gözlemek ve görünen çapını ölçmek. Ne var ki küçük gezegenlerin çoğu, en güçlü aygıtlarla bile nokta biçiminde görünür. Dolayısıyla bu yöntem de ancak en hacimli dört küçük gezegene uygulanabildi. Kaldı ki bu ölçümlerde bile hata payı olasılığı oldukça büyüktü ve gözlenen görüntülerin açısal çapı en çok yay saniyesinin onda birinin birkaç katını geçmiyordu. 1970’ten sonra dolaylı iki yeni teknik başarıyla kullanıldı. Her iki teknikte de albedoya başvuruldu. Nitekim bir küçük gezegenin parlaklığı uzaklığı ve albedosu bilinirse küresel olduğu varsayılarak yaklaşık çapı belirlenebilir. Birinci yöntem küçük gezegenin farklı açılarda yansıttığı ışığın kutuplanmasını ölçmektir. Gerçekten göktaşlarının laboratuarda çözümlenmesi, kutuplanmanın, yüzeyin yansıma gücünün fonksiyonu olduğunu göstermiştir.
Yüzey ne kadar koyu olursa, bir başka deyişle albedo ne kadar küçükse kutuplama o kadar büyür. İkinci teknik küçük gezegenin
parlaklığının görünen ışıkta ve kızılaltında ölçümüne dayanır. Bu ölçüm gökcisminin yansıttığı, güneş ışığı miktarı ile soğurup ısı biçiminde yayınladığın ışık miktarını karşılaştırmaya olanak verir.
Birbirinden tümüyle bağımsız bu iki yöntem, tamamen çakışan sonuçlar verdi ve 200’ün üstünde küçük gezegenin boyutlarının saptanmasını sağladı. Bu gökcisimleri arasında yalnızca 8’inin çapı 300 km’nin üzerindedir ve çapı 100 km ya da daha büyük olanların sayısı 100’ü geçmez.
Bir küçük gezegenin bir yıldızı örtmesi çok seyrek rastlanan bir olay olsa bile böyle bir olayın gözlemi söz konusu küçük gezegenin boyutlarını tam belirleme olanağı verir. 1977’de Herculina küçük gezegenine uygulanan bu yöntem, en büyük çapı için 240 km’lik bir değer bulunmasını sağlamakla kalmayıp, ayrıca çevresinde 1000 km uzaklıkta dolanan 40-50 km çapında bir uydunun varlığını da ortaya koydu. Bu ikili, bilinen ilk çift küçük gezegendir.
Gerçekte, küçük gezegenlerin çoğu dönemsel parlaklık değişimleriyle ortaya çıkan düzensiz bir biçim taşır. Nitekim çeşitli gözlemler, Eros’un 10x15x36 km büyüklüğünde, Mars’ın uydularına benzeyen uzunca bir cisim olduğunu ortaya koydu.
Yüzeysel bileşim küçük gezegenlerin fiziksel özelliklerini araştırmada çeşitli teknikler (ışıkölçüm, tayfölçüm, polarimetri, kızılaltı ışınölçümü vb.) geliştirilmiştir. 70’lerin başından bu yana bu alanda elde edilen en önemli sonuçlardan biri küçük gezegenlerin fiziksel açıdan 6 büyük grupla toplanmasıdır.
O türünde (incelenen küçük gezegenlerin %47’si), yüzeyleri karbonla kaplı gökcisimleri yer alır. Koyu renkli (albedo 0,02-0,06) bu cisimler karbonlu göktaşlarının yansıtma özelliklerini sunar.
S türünde (incelenen küçük gezegenlerin %35’i) yüzeyleri silikatlı gökcisimleri (albedo, 0,10-0,22) toplanır. Yansıma tayfları silikatlarca zengin göktaşlarını andırır.
M türü (incelenen küçük gezegenlerin %3’ü) metal bakımından zengin cisimleri (albedo.0,08-0,15) içerir.
R türü (incelenen küçük gezegenlerin %1’i) demirce fakir olağan kondritlere benzer cisimlerdir. (albedo, 0,20-0,30).
E türü yüzeylerinde hiçbir demir bulunmayan ender cisimlerden (albedo, 0,30-0,38) oluşur.
Vesta türünde çok az sayıda cisim (albedo yaklaşık0,25) yer alır. Bazalt kökenli kimi kondritleri andıran bir yüzey taşırlar.
Bu türler içinde C ve S incelenen küçük gezegenlerin %80’den çoğunu kapsar. Buna karşılık, incelenen küçük gezegenlerin yaklaşık %13’ü yukarıdaki 6 türün hiçbirine girmez. Şimdilik U (unclassified, sınıflanmamış) ile belirtilen bu gökcisimlerinin gelecek yıllarda başka göktaşı sınıfları içine alınması gerekir.
Köken
son yıllarda küçük gezegenler ile ilgili bilgilerin çok artmasına ve araştırmaların ilerlemesine rağmen, kökenleri henüz tartışma konusudur. geçen yüzyılda Alman gökbilimci Olbers, bu küçük gökcisimlerinin çok eskiden bilinmeyen bir nedenle patlayan büyük bir gezegenin kalıntıları olduğu varsayımını ortaya attı. Bu kuramın yandaşları hala vardır. bununla birlikte, uzmanların büyük çoğunluğu küçük gezegenlerin tek bir cisimden kaynaklanmadığı kanısındadır. Daha çok kütle yetersizliği (10-9 Güneş kütlesi, yani Merkür’ün %1’i) yüzünden bir gezegen biçiminde toplaşamayan, başlangıçtaki Güneş bulutsusunun yoğuşması sonucunda oluştukları sanılmaktadır. Bazı küçük gezegenlere uzay sondalarının gönderilmesi, yakın gelecekte, çok sayıda soruya yanıt getirecek yeni öğelerin elde edilmesini sağlayacaktır.
|  anasayfa   |  sayfa başı  |   geri  |